Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

Предполагалось, что внутри звезд температура невообразимо высока и доходит до миллионов градусов Кельвина. Огромная тепловая энергия приводит к возбуждению электронов, вращающихся вокруг ядер, связи между электронами и ядром разрываются, образуются свободные электроны, и поэтому звезда представляет собой совокупность быстро перемещающихся электронов и медленно движущихся ядер. Астрофизики 1920-х годов при изучении структуры звезд основное внимание уделяли электронам. В те времена лишь немногие разбирались в ядерной физике, и только Эддингтон начал размышлять об источнике энергии для излучения звезд.

Астрофизики предположили, что звезды являются «идеальными газами» [8] Предполагалось, что электроны крайне малы, и можно пренебречь их размерами и силой их взаимного отталкивания, нейтрализуемой положительным зарядом ядер. . Термин «идеальный газ» появился в девятнадцатом столетии после установления простого соотношения между давлением, объемом и температурой газа с такой же малой плотностью, как воздух. Независимо от состава газа при постоянной температуре увеличение давления приводит к уменьшению объема газа. При постоянном давлении увеличение температуры приводит к увеличению объема газа; другими словами, при нагревании газ расширяется. Математическое соотношение между давлением, объемом и температурой газа и есть уравнение состояния идеального газа [9] Уравнение состояния идеального газа, в котором произведение давления газа на его объем пропорционально температуре, астрофизики обычно предпочитают переписывать в виде зависимости давления газа от его плотности, температуры и химического состава. Используется и понятие «неидеальные газы», для которых в уравнение состояния введен размер частиц и энергия взаимодействия между ними. .

Физики измеряют температуру в градусах Кельвина, которые были названы так в честь британского ученого XIX века Уильяма Томсона — лорда Кельвина. Эти градусы пересчитываются в градусы Цельсия путем вычитания из них числа 273. Однако при огромных температурах звезд эта поправка несущественна, и можно использовать любую шкалу. Далее в книге температура будет указана в градусах Кельвина.

Эддингтон неоднократно встречался с американским астрофизиком Генри Норрисом Расселом. В 30 лет Рассел уже был профессором Принстонского университета. Как «старый принстонианец», он носил высокие ботинки со шнуровкой, крахмальные воротнички и дорогие костюмы. Во время краткого пребывания в Кембридже Рассел так проникся местной атмосферой, что даже усвоил британский акцент. Будучи ханжой, с неважным чувством юмора, он терпеть не мог, когда его называли крупным специалистом и всемирным авторитетом по Эросу — дело было в том, что предметом его кандидатской диссертации был астероид под названием Эрос. Рассел обладал огромным авторитетом в американском научном сообществе, и начинающие астрофизики побаивались его. Коллеги вспоминали о нем как об эгоистичном, властном и самоуверенном человеке. При этом Рассел всю жизнь завидовал Эддингтону и своему главному сопернику, астрофизику Джеймсу Джинсу, так как Джинс в Принстоне занимал более высокую должность с большей зарплатой. Впрочем, несмотря на свои личные недостатки и эксцентричность, он был превосходным астрофизиком, а его дипломники работали чуть ли не во всех обсерваториях мира.

Рассел пытался решить фундаментальную проблему — как протекает жизненный цикл звезд, как они рождаются, как эволюционируют и как умирают. В одной из первых работ Эддингтон развивал идею Рассела, касающуюся переменных звезд в созвездии Цефея. Блеск цефеид колеблется от максимума до минимума с периодом от нескольких часов до нескольких дней. К 1908 году было найдено более 1700 таких звезд и установлены определенные закономерности колебаний блеска звезд в созвездии Цефея [10] Яркость звезды, наблюдаемой на Земле, зависит от расстояния до нее. Количество световой энергии, испускаемое звездой в секунду, — это ее «светимость». Также вводится понятие «видимая яркость звезды», определяемая как светимость звезды, деленная на квадрат ее расстояния до Земли — его астрономы определяют, наблюдая изменение положения звезды относительно более удаленных звезд за шесть месяцев, то есть время, в течение которого Земля проходит половину орбиты вокруг Солнца. Это смещение называется «звездный параллакс». Если звезда находится так далеко, что ее звездный параллакс слишком мал, то расстояние до нее можно определить по яркости, спектральным линиям и температуре. Всю эту информацию можно получить из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграммы). . Эддингтон вывел соотношение между периодом колебания звезд и их плотностью, причем результаты его расчета с неплохой точностью соответствовали астрономическим наблюдениям [11] Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны. .